ستاره نوترونی – Neutron star
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابرنواختر منفجر میشود، شاید هستهٔ آن سالم بماند. اگر جرم هسته بین ۱٫۴ تا ۳ جرم خورشیدی باشد جاذبه، آن را فراتر از مرحلهٔ کوتوله سفید متراکم میکند تا این که پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء آسمانی ستاره نوترونی نامیده میشود. وقتی که شعاع ستارهای ۱۰ کیلومتر (۶ مایل) باشد، انقباضش متوقف میشود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپ اختر شناسایی میشوند که با چرخش خود، ۲ نوع اشعه منتشر میکنند.
برای این که تصور بهتری از یک ستاره نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، میتوانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شدهاست. یعنی میتوان گفت یک قاشق از ستاره نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. به اضافه اینکه سرعت چرخش این ستارهها به دور خودشان تا ۷۰۰ دور در ثانیه هم میرسد و این چرخش با روند بسیار بسیار آهسته کند می شود.
به عنوان مثال ستاره نوترونی که در هر ثانبه یک دور میزند پس از صد سال در هر ۱.۰۰۰۰۰۳ ثانيه يک دور میزند، به عبارت دیگر پس از یک میلیون سال هر ۱.۰۳ ثانیه یک دور میزند.
این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود میآیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همهٔ عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
بیشتر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر میشوند که خود سبب به وجود آمدن تودههای متراکم نوترونی خواهد شد. عده کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث میشود که تنها کوارکها باقی بمانند. و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تا کنون در هیچ مادهای کشف نشدهاست.
سحابی خرچنگ که بقایای یک ابرنواختر است شامل تپ اختر خرچنگ، یک ستاره نوترونی.
از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شدهاست.
در اواخر سال ۲۰۰۲ میلادی، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستاره نوترونی به همراه یک ستاره همدم به نام ۰۷۴۸۶۷۶ EXO انجام داد. این گروه برای مطالعهٔ این ستاره دو تایی که در فاصلهٔ ۳۰۰۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد. از یک ماهواره مجهز به اشعه ایکس بهره برد (این ماهواره متعلق به آژانس فضایی اروپا است و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد).
هدف این تحقیق تعیین ساختار ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبهٔ زیاد ستاره بر روی نور بود.
با توجه به نظریهٔ نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبهٔ زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست میدهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا میکنند. به این پدیده انتقال به قرمز میگویند.
این گروه برای نخستین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستاره نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبهٔ عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور میشود که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره میتواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان میتوانند حدس بزنند که داخل ستاره نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناختهٔ دیگر را نیز شامل میشود.
این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایش ها خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد. و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی، ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.
در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس، یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هستهای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد میشود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعهٔ ایکس بود. ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبهٔ قوی، مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب میکرد. طیف پرتوهای ایکس تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستاره نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.
نکتهٔ قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستارهای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبهٔ ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستاره مورد نظر در پروژه بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.
در ستارههای دوتایی معینی شامل یک کوتولهٔ سفید، جرم از ستارهٔ همراه بر روی کوتولهٔ سفید انتقال مییابد و نهایتا به سمت حد چاندراسخار میکشاند. الکترونها به منظور ایجاد نوترونها، با پروتونها واکنش داده و در نتیجه دیگر فشار لازم را برای مقاومت در برابر جاذبه فراهم نمیآورند که این، فروریختن ستاره را به دنبال دارد. اگر مرکز ستاره غالبا از کربن و اکسیژن تشکیل یافته باشد آنگاه این فروریختگی گرانشی، همجوشی خارج از کنترل کربن و اکسیژن را جرقه خواهد زد و موجب پدید ابرنواختر نوع la میگردد که در آن ستاره تماما از هم منفجر میشود، قبل از این که فروریختگی غیرقابل بازگشت شود. اگر مرکز ستاره بیشتر از منیزیم یا عناصر سنگین تر تشکیل یافته باشد، فروریختگی ادامه مییابد. با افزایش بیشتر چگالی، الکترونهای باقی مانده با پروتونها واکنش داده تا نوترونهای بیشتری تولید شوند. فروریختگی ادامه مییابد تا زمانی که (در چگالی بالاتر) نوترونها منحط گردند. یک تعادل جدید پس از اینکه ستاره به میزان توان سه از پایهٔ ده، به شعاعی بین ۱۰ تا ۲۰ کیلومتر فشرده شود ممکن است. این یک ستارهٔ نوترونی است. هرچند اولین ستارهٔ نوترونی تا سال ۱۹۶۷ - زمانی که اولین تپ اختر رادیویی کشف شد - مشاهده نگشت، اما ستارگان نوترونی توسط باده و زویکی در سال ۱۹۳۳ مطرح شدند، فقط یک سال پس از آنکه نوترون در سال ۱۹۳۲ کشف شد. آنها به این پی بردند که چون ستارگان نوترونی بسیار چگال هستند، فروریختن یک ستاره معمولی به یک ستاره نوترونی مقدار عظیمی از انرژی پتانسیل گرانشی را آزاد خواهد کرد که توضیح احتمالی را برای ابرنواختر فراهم میآورد. این توضیح ابرنواخترهای نوع lc، lb و ll است. این گونه ابرنواختر زمانی که هسته آهنی یک ستاره سنگین از حد چاندراسخار بگذرد رخ میدهد و به ستارهای نوترونی فرو میریزد. همانند الکترونها، نوترونها از فرمیونها به حساب میآیند. آنها به همین خاطر فشار انحطاط نوترونی را فراهم میآورند تا از ستاره نوترونی در برابر فروریزش نگاهداری کنند. علاوه بر این، کنشهای تدافعی نوترون – نوترون فشار اضافه فراهم میآورد. همانند حد چاندراسخار برای کوتولههای سفید، یک حد جرمی برای ستارگان نوترونی وجود دارد: حد تولمان–اپنهیمر–ولکف، که این نیروها دیگر برای پابرجا نگه داشتن ستاره کافی نیستند. به دلیل اینکه نیروهای موجود در جرم چگال هادرونی به خوبی شناخته نشدهاند، این حد به طور دقیق نامعلوم است ولی حدس زده میشود که بین ۲ تا ۳ برابر جرم خورشید (M☉) باشد. اگر جرم بیشتری بر روی ستارهٔ نوترونی افزوده شود، نهایتا به این حد جرمی خواهد رسانده خواهد شد. اینکه بعد از آن چه اتفاقی میافتد کاملا واضح نیست.
بعد از اين كه انفجار ابرنواختر نوع دو رخ مي دهد، هسته باقي مي ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشيد جرم داشته باشد، به يك ستاره نوتروني تبديل مي شود. این شیء تقريباً به طور كامل از نوترون تشكيل شده. ستاره نوتروني يك ستاره بسیار متراكم و خيلي كوچك است كه بيشتر از نوترون هاي تنگ هم قرار گرفته تشکیل شده و جو باريك هيدروژنی دارد. قطر آن حدود 10-5 مايل يا 16-5 كيلومتر است و تراكم نسبيش 15 10 گرم بر سانتي متر مكعب است.
در فشار و دمای فوق العاده زیاد هسته ی ستاره، پروتون ها و الکترون ها با هم ترکیب می شوند و نوترون ها را بوجود ما آورند. نام ستارگان نوترونی از همین جا ناشی می شود. این ستاره ها بسیار کوچکند (شعاع هایی در حدود چند کیلومتر دارند)، و به طور غیر قابل تصوری چگال هستند (100 هزار میلیون کیلوگرم در سانتیمتر مکعب). در این گونه ستاره ها نوترون ها مانند گاز عمل می کنند و فشاری را ایجاد می کنند که برای جلوگیری از فروریزش کامل کافی است.همچنین این ستاره ها در حین دوران میدان مغناطیسی نیرومندی را بوجود می آورند.
ستاره هاي نوتروني ستاره هاي در حال مرگي هستند كه به نظر ميرسند تقريبا از هر طبقه بندي اي حذف شده اند! آنها كوچك و بسيار چگال و با قطر تقريبا 20 كيلومتر و جرم تقريبا 1.5 برابر خورشيد ما هستند. از این رو يك قاشق چايخوري از اين ستاره ها بر روي زمين وزني تقريبا برابر 100 ميليون تن خواهد داشت! طبق تحقيقي جديد خاصيتي بسيار باور نكردني ديگر در مورد آنها كشف شده؛ سطح بيروني اين ستاره هاي متلاشي شده احتمال ميرود كه 10 ميليارد بار قويتر از فولاد يا هر آلياژ ديگر زميني باشد.
علت اختیار شکل تورس برای بعضی از اجرام نوترونی این است که سرعت دوران بعضی از آنها آنقدر زیاد است که نیروی گریز از مرکز باعث پخ و تو خالی شدن آنها میشود ، سرعت دوران بعضی از آنها چند هزار دور در ثانیه تخمین زده میشود و سرعت حرکت بعضی از ستارگان نوترونی 4000 کیلومتر در ثانیه اندازه گیری شده است . اجرام نوترونی میتوانند در مشخصات فیزیکی بسیار متنوع و گوناگون باشند
یک ستاره نوترونی در هر ثانیه بیش از 1120 بار دور خود میچرخد
برای جرم نوترونی میتوان سه لایه کلی در نظر گرفت:
1- هسته مرکزی، متشکل از نوترونهای خالص
2- لایه میانی، مخلوطی از نوترونها و پروتونها
3- لایه خارجی، پروتون خالص
ستارگان نوترونی آنقدر چگال و متراکم می باشند که در مقام مقایسه، جرم یک قوطی کنسرو از مواد یک ستاره نوترونی ، بیشتر از جرم کره ماه می باشد. و اگر بشقابی پر از مواد ستارههای نوترونی داشته باشیم، پرجرمتر از ماه خواهد بود.
ستارگان نوترونی سریعترین اجسام در حال چرخش به دور خود هستند که تا کنون در عالم هستی شناخته شده اند. برخی از این ستارگان در هر یك ثانیه بیش از ۵۰۰ بار به دور خود می گردند
سریعترین ستارهی نوترونی شناختهشده، و درواقع سریعترین ستارهی شناختهشده از هر نوع، PSR B2224+65 نام دارد و در فاصلهی تقریبی ۶۰۰۰ سال نوری از ما در صورت فلکی قیفاووس قرار دارد
ستاره نوترونی PSR B2224+65با سرعتی برابر1000کیلومتردر ثانیه الی 1600کیلومتر بر ثانیه در فضا حرکت میکند
مگنتارها
مگنتارها نوعی ستارهی متراکم نوترونی یا ستارهی مرده هستند که میدان مغناطیسی میلیونها برابر قویتر از هر آهنربایی بر روی زمین تولید میکنند
سحابی simeis 147 مشهور به اسپاگتی بقایای یک انفجار ابرنواختری است که ۴۰هزار سال قبل رخ داده.در مرکز سحابی یک ستاره نوترونی چرخان سریع است
تصویری هنری از یک ستاره ی نوترونی هم عرض جزیره منهتن، این ستارگان جرمی به اندازه ی نیم میلیون برابر جرم زمین را در کره ای به قطر حدود ۳۰ کیلومتر جای می دهند
در این تصویر میزان خمیدگی فضا- زمان در اجرامی مثل ِ خورشید ما، ستاره کوتوله سفید، ستاره نوترونی و سیاهچاله را مشاهده می کنید
دانشمندان مشاهدات امواج گرانشی را از برخورد ستاره نوترونی با تئوری هسته ای برای روشن کردن اندازه و ماهیت ستارگان نوترون ترکیب کرده اند.
اندازه فیزیک ستاره نوترونی بسیار مهم است.
ستارگان نوترون ، هسته های فروپاشیده ستارگان عظیم ، ماده را چنان محکم فشرده می کنند که اتم ها از هم جدا می شوند و تقریباً همه چیز به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه ، فشارهای دسته جمعی در حدود 1½ Suns به این اجسام با اندازه منهتن وارد می شود. بیشتر این ماده ، شاید تمام آن به شکل نوترون باشد ، اما برخی از تئوری ها نشان می دهند که در اعماق ستاره های نوترونی ، نوترون ها خود را جدا می کنند و یک سوپ کوارک و گلون را رها می کنند.
مطمئناً هیچ راهی برای حضور در یک ستاره نوترونی وجود ندارد. اما اندازه آنها به فضای داخلی آنها خیانت می کند - هرچه یک ستاره نوترونی کوچکتر باشد ، بیشتر فضای داخلی آن را فشرده می کند. بنابراین با گرفتن یک خط کش به ستاره های نوترونی ، دانشمندان می توانند ماهیت آنها را بررسی کنند.
این قاب از طریق شبیه سازی رایانه ای از الهام بخش و ادغام دو ستاره نوترونی حاصل می شود. تراکم های بالاتر به رنگ نارنجی و تراکم کمتر به رنگ آبی نشان داده شده است.
در مطالعهای که در تاریخ 9 مارس در نجوم طبیعت انجام شد ، کالین کاپانو (موسسه مکس پلانک فیزیک گرانشی و دانشگاه لایبنیتس هانوفر ، آلمان) و همکارانش نمونه هایی را در زمان فضایی منتشر شده در یک ادغام ستاره نوترونی بررسی کردند. دانشمندان با استفاده از این مشاهدات موج گرانشی با تئوری هسته ای ، تخمین می زنند كه یك ستاره نوترونی معمولی حدود 22 كیلومتر (7/13 مایل) طول داشته باشد.
این دقیق ترین اندازه گیری به دست آمده از امواج گرانشی است و پیامدهای مهمی برای مشاهدات آینده دارد.
هنگامی که ستاره های نوترون با هم برخورد می کنند
تصویر هنرمند از ادغام دو ستاره نوترونی ، که باعث انفجار کوتاه گاما شد.
ردیاب های ردیاب موج تابشگر لیزر Interferometer (LIGO) در 17 اوت سال 2017 شاهد امواج فضایی بودند که از دو ستاره نوترونی در حال برخوردند . از این رویداد که به عنوان GW170817 معروف است ، اولین بار بود که ستاره شناسان می توانند امواج نوری و گرانشی را ببینند که از همان روبرو هستند. منبع
در حالی که سیگنال موج گرانشی ، ستاره های نوترونی را نشان می داد که به سمت مارپیچ در می آیند و در یک جسم واحد در حال ادغام بودند ، نور منتشر شده در طیف الکترومغناطیسی توانایی عیوب را نشان می داد - انفجار معروف به یک کیلونوا که از 130 میلیون سال نوری دورتر قابل مشاهده بود. در مرکز انفجار ، مشاهدات حاکی از آن است که یک ستاره نوترونی "کم فشار" کوتاه مدت شکل گرفته است که سپس در یک سیاه چاله فرو ریخته است.
برای درک ماهیت ستارگان نوترونی که به هم خوردند ، کاپانو و همکارانش ریاضیاتی را توصیف کردند که ماهیت مواد ستاره نوترونی را که به معادله ای از دولت معروف است ، توصیف می کنند . پس از تاشو در مشاهدات امواج گرانشی و الکترومغناطیسی ، این معادله اندازه یک ستاره نوترونی معمولی را نشان می دهد: بین 20.8 و 23.8 کیلومتر در طول. این برآورد دو برابر دقیق تر از نتایج قبلی است .
Jocelyn Read (دانشگاه ایالتی کالیفرنیا ، فولرتون) می گوید: "همانطور که در نتایج دیگر از تجزیه و تحلیل GW170817 مشاهده کردیم ، ستاره شناسی موج گرانشی به طرز معناداری محدوده ای از امکانات ماده ستاره نوترونی را محدود می کند." "این نشان می دهد که ستاره های نوترون در سمت جمع و جور هستند."
ستارگان نوترون جمع و جور تر ممکن است به معنای فضای داخلی عجیب و غریب تر باشد. اما هشدارها را بخوانید که خیلی ساده نیست. حتی اندازه های بزرگتر می توانند هسته های کوارک سوپ را در خود جای دهند ، در حالی که اندازه های کوچکتر هنوز هم می توانند اشیاء عمدتا نوترونی "خسته کننده" باشند.
کاپانو موافق است. وی می گوید: "ما در حال حاضر اطلاعات كافی نداریم كه بتوانیم بطور قطع آنچه را در هسته اتفاق می افتد بگوییم."
کاپانو می افزاید: رویدادهای موج گرانشی بیشتر ، همانطور که مشاهدات مداوم از سازنده اکسپلورر داخلی نوترون استار (NICER) در ایستگاه فضایی بین المللی انجام می شود. آزمایش های فیزیکی آینده نیز نقش مهمی در ترقی بهتر تئوری هسته ای خواهد داشت.
وقتی یک ستاره نوترون به یک سیاه چاله برخورد می کند
شبیه سازی های قبلی ، مانند این یکی ، سیاهچاله ای را پاره کرده است که یک ستاره نوترونی را از هم جدا کرده است قبل از اینکه بیشتر آن را بلع کند. با این حال ، اگر ستارگان نوترونی فشرده تر از آنچه قبلاً تصور می شد ، باشند ، پس یک سیاه چاله ممکن است به کل یک ستاره نوترونی را بلع کند ، بدون تابش نور در این فرآیند.
F. Foucart (ایالات متحده از نیوهمپشایر) / SXS همکاری / گرانش کلاسیک و کوانتومی ، 34 ، 4 (2017)
در همین حال ، طبیعت جمع و جور ستاره های نوترونی پیامدهای فوری برای مشاهدات موج گرانشی از برخورد بین ستاره های نوترونی و سیاه چاله ها دارد . یک ستاره نوترونی کوچکتر با محکم تر و بسته بندی بیشتر می تواند قبل از کشیدن سیاه چاله از هم جدا شود ، بنابراین سیاه چاله ها احتمالاً کل ستاره های نوترونی را می بلعند.
این بدان معناست که اگر یک سیاه چاله و یک ستاره نوترونی به هم بریزند ، ما انتظار هیچ همتای تابش نور را نداریم - منجمان باید تنها به سیگنال های موج گرانشی اعتماد کنند. Capano توضیح می دهد فقط اگر سیاه چاله بسیار کوچک باشد یا به سرعت در حال چرخش باشد ، هر نور تولید می شود.
با این وجود ، پیشرفت های ما در درک ستاره های نوترونی در افق است. همکاری LIGO و همچنین همکاری Virgo در ایتالیا در حال تجزیه و تحلیل نتایج سیگنال های موج گرانشی هستند که از آوریل 2019 کشف شده اند. لیست آنها از رویدادهای مناسب و معاشرت ، که در پایان آوریل 2020 انتظار می رود ، باید شامل چندین ترکیب سیاه چاله و حداقل یکی برخورد ستاره نوترونی .
مشاهدات جدید حاکی از امضایی است که می تواند از باران آهنی در یک طرف غول گاز فوق العاده گرم WASP-76b حاصل شود.
هنگامی که اخترشناسان غول گاز WASP-76b را در سال 2016 کشف کردند ، در حدود 640 سال نوری از زمین در صورت های فلکی ماهی ها ، آنها قبلاً می دانستند که این عجیب است. WASP-76b تنها 43 ساعت از ستاره خود دور می زند و آن را به "مشتری داغ" تبدیل می کند.
اکنون ، گروهی از اخترشناسان به سرپرستی دیوید ارنریش (دانشگاه ژنو ، سوئیس) دریافتند که این سیاره حتی ممکن است غریبه تر از آنچه فکر می کردیم باشد ، میزبان ابرها و مه از آهن. این تحقیقات در Nature آمده است .
در این تصویر هنرمند ، آهن در گرگ و میش در جو غول بنزین باران می بارد.
WASP-76b کاملاً قفل شده است ، بنابراین ، مانند ماه ، همیشه همان چهره را به سمت ستاره خود نشان می دهد. ضلع تابش روزانه این سیاره ممکن است به 2400 درجه سانتیگراد برسد ، و حتی شب های دائمی نیز تا 1400 درجه سانتی گراد سرد می شود.
مشتری داغ از منظر زمین چهره ستاره خود را عبور می دهد ، بنابراین ستاره شناسان می توانند طیفی از ستاره ستاره ای را که در طی گذر از جو سیاره از آن عبور می کند ، در نظر بگیرند. Ehrenreich و همکارانش از طیف نگار ESPRESSO سوار بر تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه جنوبی اروپا در صحرای آتاکامای شیلی استفاده کردند. ESPRESSO دقت را ارائه می دهد. . . قبل از این هرگز توسط هیچ طیف نگارگری دیگر به دست نیامد. "توضیح می دهد که مربی ماریا روزا زاپاترو اوزوریو (مرکز طالع بینی ، اسپانیا).
باران آهنی
طیف با وضوح بالا ، بخار آهن زیادی را در داخل شکاف جو که در حال گذار از روز به شب است ، نشان می دهد. با این حال ، این امضای بخار آهنی از لغزش جوی که از شب به روز منتقل می شود ، از دست نمی رود. اخترشناسان تصور می كنند كه این اتفاق می افتد زیرا بادهای شدید ، بخار آهن را به سمت شب سوق می دهد ، جایی كه خنك می شود و به ابر متراکم می شود.
"این سیاره یک منطقه گرگ و میش در دمای نزدیک به دمای میعان آهن دارد" ، "توضیح می دهد ،" بنابراین تغییر در ترکیب جوی (با آهن در مقابل آهن بدون آهن) درست در جایی رخ می دهد که ما قادر به مشاهده آن باشیم. "
نونو سانتوس (دانشگاه پورتو ، پرتغال) می گوید ، از آنجا که سیاره یک غول گاز است ، هیچ سطحی روی آن نمی تواند قطره قطره شود. اما گرانش سیاره به احتمال زیاد ابرها را به سمت پایین می کشد ، و شب را در مه آهن پوشانده است. وزش باد جهانی پس از آن ابرها و مه را به سمت حاشیه روزها سوق می دهد ، جایی که چرخه تبخیر-چگالش دوباره تکرار می شود.
این اولین سیاره زمینی نیست که آهن موجود در جو آن وجود داشته باشد - مشتری Yupiter KELT-9b حتی داغتر نیز میزبان آهن و تیتانیوم یونیزه شده است. با این حال ، در مورد WASP-76b منجمان در حال یافتن بخار آهن خنثی در ابرها هستند نه به صورت یونیزه و بدون ابر.
کارول هاسول (دانشگاه آزاد) که درگیر این مطالعه نبود ، از مشاهدات جدید هیجان زده می شود. او می گوید: "این یافته ها نشان می دهد که شرایط آب و هوایی در سیارات سیاره ای می تواند به مراتب غریب تر از تصور ما باشد!"
ستارگان نوترونی یا تپ اخترها :
هسته ستارگان مرده ای هستند که سه برابر بزرگتر از خورشید جرم داشته و به علت گرانش بالا بعلت فقدان نیروی هسته ای درهم رمبیده شده و چگالی معادل چگالی نوترون دارند . به این علت به ستاره نوترونی موسومند .
از جمله خصائص ستارگان نوترونی دوران سرسام آو رانها به دور خود می باشد .
- چرا ستارگان نوترونی با سرعت به گرد خود می گردند ؟
از جمله قوانین موجود در فیزیک ، قانون پایستگی اندازه حرکت زاویه ای می باشد . یعنی چنانچه به جسم دوار نیرویی خارجی وارد نشود ان جسم تمایل دارد اندازه حرکت خود را حفظ کند . با توجه به اینکه فرمول اندازه حرکت زاویه ای برابر L = IW می باشد که L اندازه حرکت زاویه ای ، W سرعت زاویه ای و I ممان انرسی است . وابسته به جرم و قطر آن جسم دوار می باشد . اگر چنانچه I به هر نحوی تغییر کند W طوری تغییر می کند که L همواره ثابت باقی می ماند و تغییر نکند یعنی اگرW زیاد شد I کم می شود و اگر I زیاد شد W کم می شود .
در ستارگان نوترونی به علت رمبش مهیب ستاره I که وابسته به R است کاهش یافته ، پس W که سرعت زاویه ای می باشد افزایش می یابد .
تپ اختر یعنی چه ؟
وقتی که ستاره نوترونی با سرعت سرسام آوری به دورخود دوران می کند میادین مغناطیسی عظیمی به دور ستاره بوجود می آید که این میدانهای مغناطیسی الکترونهای آزاد محیط را به دام انداخته و این الکترونها به حول میدان مغناطیسی و سیاره شروع به دوران می کنند .
در اثر دوران الکترونها امواج الکترومغناطیسی بوجود می اید و به اطراف گسیل می شود .
رد یابی تپ اخترها « ستارگان نوترونی » :
برای ردیابی این ستارگان از رادیوتلسکوپهای ویژه ای استفاده می شود . که این نوع رادیو تلسکوپها روی فرکانس ویژه ای تنظیم می شود و فقط در این صورت می تواند یک الکترون را رد یابی کند و چون الکترون دایماً در حال گردش به دور ستاره است و گاهی پشت ستاره قرار می گیرد و گاهی آشکار
می شود ، پس سیگنالهای آن بصورت طپشهایی دریافت می شود .
تپ اختر
سحابی خرچنگ
تپ اخترها (به انگلیسی: Pulsar) ستارههای نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران میکنند و پالسهای مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر میکنند. برخی از تپاخترها نیز پرتوهای ایکس تابش میکنند. ستارههای نوترونی در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شدهای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند. برای نمونه تپاختری به قطر ۲۰ کیلومتر ۱٫۵ برابر جرم خورشید را در خود جای دادهاست. تپ اخترها هنگام تولد دمایی در حدود چند میلیون درجه سلسیوس دارند و بلافاصله شروع به سرد شدن میکنند. نحوه و سرعت سرد شدن نیز به مواد تشکیل دهنده و چگالی آنها بستگی دارد.
نحوهٔ رصد تپ اخترها
نخستین بار دو اختر شناس از دانشگاه کمبریج به نامهای جاسلین بل برنر و آنتونی هیوش در اواخر سال ۱۹۷۸ تپ اخترها را به صورت منابعی رادیویی کشف کرد که با فرکانس ثابتی روشن و خاموش میشدند. اکنون ما پر نورترین این اجرام را تقریباً در هر طول موجی از نور رصد میکنیم. هنگام دوران تپ اخترها فوارههایی از ذرات با سرعت نزدیک به سرعت نور از قطبهای مغناطیسی آنها به بیرون جریان دارد. این فورانها باریکههایی بسیار قوی از نور تولید میکنند. همانطور که در کرهٔ زمین شمال مغناطیسی و شمال واقعی با هم تفاوت دارند، به دلیل مشابهی محورهای چرخشی و مغناطیسی یک تپ اختر نیز در یک امتداد نیستند. اگر این قطبها در راستای دید ما باشند با چرخش تند، تپ اخترها به صورت تپهای منظمی دیده میشوند. همانند یک کشتی در اقیانوس که فقط درخشهای منظمی از نور ساطع شده از یک فانوس دریایی را میبیند.
تپ اخترها با پرتو ایکس
برخی تپ اخترها پرتوهای ایکس تابش میکنند که به نام تپاختر پرتوایکس شناخته می شوند.سحابی خرچنگ واقع در صورت فلکی خرچنگ یک نمونه قطعی از ستارهای نوترونی است که در طی یک انفجار ابرنواختری شکل گرفتهاست و منبع عظیمی از پرتو ایکس است. تحقیقاتی که توسط ماهوارههای اشعه ایکس پیرامون ستارههای نوترونی صورت گرفته، حاکی از این است که در هر تپ اختر از دو نقطه اشعه ایکس گسیل میشود. ا.سطح ستاره چنان داغ است که از خود اشعه ایکس گسیل میکند.۲.ذرات باردار الکترو مغناطیسی که در میدان مغناطیسی تپ اختر وجود دارند هنگام حرکت در طول خطوط میدان از خود اشعه ایکس ساطع میکنند. نوع بسیار متفاوتی از تپ اخترها به وسیله تلسکوپهای پرتو ایکس در برخی دوتاییهای پرتو ایکس دیده شدهاست. در این مورد، یک ستاره نوترونی و یک ستاره معمولی منظومه ای دو تایی را تشکیل میدهند. نیروی گرانش شدید ناشی از ستاره نوترونی ماده را از ستاره معمولی به سمت آن میکشد. در این فرایند، که برافزایش نام دارد، ماده چنان داغ میشود که تابش پرتو ایکس تولید میکند. تپهای پرتو ایکس وقتی دیده میشوند که نقاط داغ ستاره نوترونی چرخان در امتداد خط دید ناظر زمینی قرار بگیرند.
تپاختر پرتوایکس(به انگلیسی: X-ray pulsars) یا تپاختر نیروگرفته از برافزایش(به انگلیسی: accretion-powered pulsars) رده ای از اجسام نجومی هستند که منبع پرتوایکس بوده و تغییرات متناوبی در شدت پرتوایکس آنها مشاهده می شود. طول دوره های تناوب پرتوایکس ممکن از کسری از ثانیه تا چند دقیقه باشد.
جفت ستاره
در اخترشناسی رصدی، یک جفت ستاره (به انگلیسی: Double star)، از دو ستاره تشکیل می شود که وقتی از روی زمین از طریق یک تلسکوپ نوری مشاهده می شوند نزدیک به هم به نظر می رسند. این ممکن است به این دلیل باشد که این جفت، تشکیل یک ستاره دوتایی می دهند و یا ممکن است که یک جفت بصری باشند، یعنی دو ستاره که فاصله بسیار زیادی از هم دارند در آسمان نزدیک به نظر برسند.
تپ اختر دوتایی
یک تپ اختر دوتایی (به انگلیسی: Binary pulsar) از یک تپاختر و یک ستاره همدم که در اغلب موارد یک کوتوله سفید و یا یک ستاره نوترونی است، تشکیل می شود. تپ اخترهای دوتایی جزو اجسامی هستند که امکان آزمایش نسبیت عام را فراهم می آورند زیرا میدان گرانشی در نزدیکیشان بسیار قوی است.
پیاسآر بی۱۹۱۳+۱۶ یا تپ اختر دوتایی هالس-تیلور نخستین تپ اختر دوتایی بود که در سال ۱۹۷۴ در رصدخانه آرسیبو در پورتوریکوی آمریکا، توسط راسل هالس و جوزف تیلور و با استفاده از یک رادیوتلسکوپ ۳۰ متری، مشاهده شد. هالس دانشجوی پژوهشی تیلور بود و این کشف در حین جستجوی سیستماتیک تپ اخترها انجام شد. وقتی هاسل مشغول مشاهده پیاسآر بی۱۹۱۳+۱۶ بود، متوجه گردید که نرخ تپش آن به صورت منظمی در تغییر است. وی به این نتیجه رسید که تپ اختر با سرعت زیادی به دور یک ستاره نزدیک می گردد و تغییر نرخ تپش آن ناشی از اثر دوپلر است: وقتی که تپ اختر به ما نزدیک می شود بسامد آن افزایش می یابد و وقتی دور می شود کاهش می یابد. هالس و تیلور در سال ۱۹۹۳ برای این کشف جایزه نوبل دریافت نمودند
